Так почему яйцо разбивается, но не соединяется в целое? Откуда приходит стрела времени, которую мы все ощущаем? Здесь предложенный подход нас спасает. Благодаря случайной флуктуации из ничем не примечательного начального состояния с высокой энтропией крохотный кусочек пространства весом десять килограммов достигает условий, которые приводят к короткому взрыву инфляционного расширения. Чудовищное раздувание приводит к колоссальному растяжению и разглаживанию пространства, и, когда взрыв подходит к концу, поле инфлатона освобождается от своей гигантски выросшей энергии, почти однородно заполняя пространство материей и излучением. Когда инфляционная отталкивающая гравитация убывает, обычная притягивающая гравитация становится доминирующей. И, как мы видели, притягивающая гравитация использует маленькие неоднородности, вызванные квантовыми флуктуациями, чтобы заставить материю скучиваться, формируя галактики и звёзды и в конечном счёте ведя к образованию Солнца, Земли и остальной Солнечной системы, а также других структур в нашей наблюдаемой Вселенной. (Как упоминалось, примерно через 7 млрд лет после Большого взрыва отталкивающая гравитация снова стала доминировать, но это имеет отношение только к самым большим космическим масштабам и не сказывается непосредственно на более мелких образованиях вроде отдельных галактик или нашей Солнечной системы, где по-прежнему царствует обычная притягивающая гравитация). Относительно низкоэнтропийная солнечная энергия используется низкоэнтропийными растительными и животными формами жизни на Земле, чтобы производить ещё более низкоэнтропийные формы жизни, медленно увеличивая полную энтропию через тепло и отходы. В конечном счёте эта цепочка произвела курицу, которая снесла яйцо, — и мы знаем конец истории: яйцо скатилось с вашего кухонного стола, разбилось и расплескалось по полу как часть неотвратимого движения Вселенной к более высокой энтропии. Такова низкоэнтропийная, высокоупорядоченная, однородно гладкая природа ткани пространства, созданной инфляционным расширением, что является аналогом расположения страниц романа «Война и мир»в правильном числовом порядке; это то самое раннее состояние высокого порядка — отсутствие значительных неровностей и деформаций или огромных чёрных дыр, — которое даёт начало Вселенной с её последующей эволюцией к более высокой энтропии и поэтому обеспечивает стрелу времени, которую мы ощущаем. На нашем сегодняшнем уровне понимания это наиболее полное объяснение стрелы времени из всех тех, что были даны.

Для меня эта история инфляционной космологии и стрелы времени является восхитительной. В диком и необузданном царстве изначального хаоса возникла ультрамикроскопическая флуктуация однородного поля инфлатона весом намного меньше, чем лимит ручной клади. Это инициировало инфляционное расширение, которое задало направление стреле времени, а остальное и есть история.

Но в нашем рассказе мы сделали центральное допущение, которое всё ещё не подтверждено. Чтобы оценить правдоподобие того, что инфляция могла начаться, нам пришлось задать характеристики предынфляционной среды, из которой могло возникнуть инфляционное расширение. Та конкретная среда, которую мы себе представляли, — дикая, хаотическая, энергичная — выглядит разумно, но придание этому интуитивному описанию математической точности выглядит совсем не простым. Более того, всё это было только догадкой. Текущее состояние дел пока состоит в том, что мы не знаем, какие условия были в предполагаемом предынфляционном царстве, в размытом пятне на рис. 10.3, а без этой информации мы не в состоянии дать убедительную оценку правдоподобия возникновения инфляции; любое вычисление вероятности чувствительно к сделанным нами предположениям. ^{153}

С учётом этого пробела в нашем понимании самое здравое обобщение всего сказанного выше заключается в том, что инфляция предлагает мощные объяснительные рамки, в которых связываются вместе проблемы, кажущиеся несопоставимыми — проблема горизонта, проблема плоскостности, проблема происхождения структур (галактики, неоднородности температуры фонового излучения), проблема низкой энтропии ранней Вселенной — и предлагается единое решение всех этих проблем. Чувствуется, что это правильно. Но, чтобы сделать следующий шаг, нам нужна теория, которая может справиться с экстремальными условиями, характеризующими наше размытое пятно, — экстремальными по температуре и колоссальной плотности, — тогда мы создадим возможность достичь однозначного понимания самых ранних моментов космоса.

Как мы узнаем в следующей главе, для этого нужна теория, которая смогла бы преодолеть, возможно, величайшую проблему теоретической физики, которая стоит перед нами на протяжении последних восьмидесяти лет: фундаментальную несовместимость общей теории относительности и квантовой механики. Многие исследователи верят, что это может быть достигнуто в относительно новом подходе, называемом теорией суперструн, но если теория суперструн действительно верна, ткань космоса окажется много более странной, чем кто-либо себе представлял.

Представьте Вселенную, в которой, чтобы понять что-либо, вам необходимо понять всё. Вселенная, в которой, чтобы сказать что-нибудь о причинах вращения планеты вокруг звезды, почему бейсбольный мяч летит по определённой траектории, как работает магнит или батарея, как действует свет или гравитация (в общем, сказать что-нибудь о чём-нибудь), вам было бы необходимо открыть самые фундаментальные законы и определить, как они действуют на тончайшие составляющие материи. К счастью, это не наша Вселенная.

Если бы было так, трудно было бы представить, как наука вообще могла бы развиваться. В течение столетий причина, по которой мы были в состоянии двигаться вперёд, состояла в том, что мы могли делать своё дело постепенно; мы были в состоянии распутывать тайны шаг за шагом, с каждым новым открытием продвигаясь чуть глубже, чем раньше. Ньютону не нужно было знать об атомах, чтобы сделать великие шаги в понимании движения и гравитации. Максвеллу не нужно было знать про электроны и другие заряженные частицы, чтобы разработать мощную теорию электромагнетизма. Эйнштейну не нужно было обращаться к изначальному виду пространства и времени, чтобы сформулировать теорию о том, как они искривляются гравитацией. Каждое из этих открытий, точно так же, как многие другие, которые заложили основу наших современных представлений о космосе, действовали в рамках ограниченного контекста, который оставлял без ответа многие основополагающие вопросы. Каждое открытие было в состоянии внести свой собственный кусочек в головоломку, хотя никто не знал — и мы всё ещё не знаем, — какая великая общая картина заключает в себе все кусочки головоломки.

И хотя сегодня наука сильно отличается от науки даже пятьдесят лет назад, было бы неоправданным упрощением суммировать научный прогресс в терминах новых теорий, низвергнувших своих предшественниц. Более правильное описание заключается в том, что каждая новая теория уточняет свою предшественницу, обеспечивая более точные и охватывающие бо?льшую область рамки. Ньютоновская теория гравитации была замещена общей теорией относительности Эйнштейна, но было бы наивным говорить, что ньютоновская теория неверна. Для объектов, которые не двигаются с околосветовыми скоростями и не создают таких сильных гравитационных полей, как у чёрных дыр, теория Ньютона потрясающе точна. Это вовсе не означает, что теория Эйнштейна является немного изменённым вариантом ньютоновской теории; в ходе усовершенствования ньютоновского подхода к гравитации Эйнштейн выработал совершенно новую концептуальную схему, которая радикально изменяет наше понимание пространства и времени. Но сила открытия Ньютона в рамках той области, для которой он его предназначал (движение планет, обычные земные движения и т. д.), полностью сохраняется.